Krebsnebel (Crabnebel)

Krebsnebel (Crabnebel)

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Supernovaüberrest
Krebsnebel
Krebsnebel, HST-Aufnahme
Sternbild Stier
Position
Äquinoktium: J2000.0
Rektaszension 5h 34m 31,97s
Deklination +22° 0′ 52,10″
Erscheinungsbild
Helligkeit (visuell) 8,4 mag
Winkelausdehnung
in arcmin x arcmin		 6′ × 4′
Entfernung 6300 Lj
Durchmesser 11 × 7 Lj
Geschichte
Entdeckung C. Messier
Katalogbezeichnungen
NGC 1952 • Sh 2–244

Der Krebsnebel (engl. Crab Nebula, wörtlich übersetzt Krabbennebel) ist ein Supernovaüberrest im Sternbild Stier und wird im M 1 sowie im New General Catalogue als NGC 1952 geführt.

Inhaltsverzeichnis

Beobachtungsgeschichte

Am 4. Juli 1054 entdeckte ein chinesischer Hofastronom erstmals einen zweiten Stern, der auch tagsüber neben der Sonne sichtbar war. Auch in Nordamerika stellen Zeichnungen diese Supernovaexplosion dar, aus welcher der Nebel anschließend entstand.

Der nebelartige Überrest wurde 1731 von John Bevis sowie unabhängig davon durch Charles Messier am 28. August 1758 entdeckt – diese Entdeckung war für Messier der Auslöser zur Erstellung des M 1 eingeordnet ist. Der Name Krebsnebel wurde 1844 von Lord Rosse geprägt, der den Nebel mit seinem großen Spiegelteleskop detailliert beobachtete und auch zeichnete. Anhand der Ähnlichkeit der Filamente mit Krebsbeinen stellte er fest: „er sieht aus wie ein Krebs“. 1948 konnte der Nebel mit der Radioquelle Taurus A und 1964 mit der Röntgenquelle Taurus X-1 identifiziert werden. 1968/69 konnte der Pulsar PSR B0531+21 im optischen Bereich als Zentralstern des Krebsnebels identifiziert werden.

Als man Anfang des 20. Jahrhundert die ersten Fotografien aufnahm, stellte sich heraus, dass der Nebel expandiert. Durch Zurückberechnung dieser Expansion schloss man auf eine Supernovaexplosion vor rund 900 Jahren. Tatsächlich fand 1054 eine Supernova statt. Einzelheiten finden sich im Artikel Supernova 1054.

Physikalische Eigenschaften

Zentrum des Krebsnebels, Überlagerung von Aufnahmen in den Bereichen des sichtbaren Lichts (rot) und der Röntgenstrahlen (blau). Man erkennt den eingebetteten Pulsar.

Im sichtbaren Licht ist der Krebsnebel als ovaler Körper zu sehen, der aus breiten Filamenten besteht. Diese Hülle ist rund 6 Bogenminuten lang und 4 Bogenminuten breit und umgibt die diffuse blaue Region im Zentrum des Körpers. Die Filamente sind Überreste der Atmosphäre des Ursprungssterns und enthalten zum größten Teil ionisiertes Helium und Wasserstoff und weiterhin Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Eisen, Neon und Schwefel. Die Temperatur der Filamente liegt meist zwischen 11.000 K und 18.000 K und ihre Dichte beträgt rund 1.300 Teilchen pro cm³.[1]

1953 schlug Iosef Shklovsky vor, das blaue Leuchten des Zentrums durch Synchrotronstrahlung zu erklären. Hierbei handelt es sich um die Strahlung, die emittiert wird, wenn Elektronen, die sich mit mindestens der halben Lichtgeschwindigkeit bewegen, durch ein Magnetfeld auf eine Kreisbahn gezwungen werden.[2] Drei Jahre später wurde diese Theorie durch Beobachtungen bestätigt. 1960 fand man heraus, dass das Magnetfeld von etwa 108 Tesla aus einem Neutronenstern im Zentrum des Nebels resultiert.[3]

Der Krebsnebel dehnt sich derzeit mit einer Geschwindigkeit von 1500 km/s aus[4] und Bilder, die vor mehreren Jahren gemacht wurden, bestätigen dies. Vergleicht man nun die Ausdehnung und die Rotverschiebung, kann man die Entfernung bestimmen. Durch moderne Beobachtungen hat man eine Entfernung von rund 6.300 Lichtjahren ermittelt.[5]

Rechnet man die Expansion zurück, erhält man ein Datum für die Bildung des Nebels, das auf mehrere Jahrzehnte nach 1054 verweist. Es scheint, als wenn sich der Nebel beschleunigt ausgedehnt hatte.[6] Man vermutet, dass die notwendige Energie für die Beschleunigung vom Pulsar stammt, der das Magnetfeld verstärkte und so die Filamente vom Zentrum stärker wegbewegt wurden.[7]

Es ist erforderlich, die Masse des Nebels abzuschätzen, um die Masse des ursprünglichen Sterns zu ermitteln, der vor der Supernova existierte. Die Schätzungen für die Masse der Filamente des Krebsnebels reichen von 1–5 Sonnenmassen.[8]

Zentralstern

Im Zentrum des Krebsnebels befinden sich zwei schwache Sterne. Einer von ihnen ist für die Entstehung des Nebels verantwortlich. 1942 erkannte Rudolph Minkowski, dass der Krebsnebel ein extrem ungewöhnliches Spektrum besitzt.[9] Man fand in der Region um den Stern 1949 eine starke Quelle für Radiowellen,[10] 1963 für Röntgenstrahlen,[11] und es war eines der hellsten Objekte im Bereich für Gammastrahlung 1967.[12] 1968 stellte man fest, dass die Strahlung in Impulsen ausgesendet wird.

Pulsare sind die Quellen starker elektromagnetischer Strahlung, die in kurzen und extrem regelmäßigen Intervallen mehrmals in der Sekunde emittiert werden. 1967 war es ein großes Rätsel, wie so etwas zu erklären sei. Das Team, welches den Pulsar entdeckte, ging selbst von einem Signal einer fortgeschrittenen Zivilisation aus.[13] Heute weiß man, dass es sich bei Pulsaren um schnell drehende Neutronensterne handelt, deren starkes Magnetfeld in schmalen Strahlen konzentriert ist.

Man vermutet, dass der Pulsar einen Durchmesser von 28 bis 30 km hat.[14] Er sendet alle 33 Millisekunden Strahlungsimpulse aus,[15] die über das gesamte elektromagnetische Spektrum, von Radio- bis Röntgenstrahlung, verteilt sind. Wie bei allen Pulsaren nimmt seine Periode langsam ab. Manchmal zeigt der Pulsar zeitliche Störungen in seiner Periode. Man vermutet, dass diese aus einer plötzlichen Umordnung des Materials im Neutronenstern resultieren. Die Energie, die der Pulsar verliert, während er langsamer wird, ist enorm. Allein die Synchrotronstrahlung besitzt eine Leuchtstärke, die rund 75.000 Mal stärker als die der Sonne ist.[16]

Durch die extreme Energiemenge, die der Pulsar abgibt, entsteht eine extrem dynamische Region im Zentrum des Krebsnebels. Während die meisten Veränderungen von astronomischen Objekten so langsam passieren, dass man sie erst nach vielen Jahren wahrnehmen kann, ändert sich das Innere des Krebsnebels innerhalb einiger Tage.[17] Die Gebiete mit den stärksten Veränderungen im inneren Teil des Nebels sind an dem Punkt, wo die Polarjets des Pulsars mit dem umgebenden Material kollidieren und eine Stoßwelle bilden. Zusammen mit dem äquatorialen Wind erscheinen sie als eine Serie von büschelähnlichen Gebilden, die steil hervorwachsen, aufhellen und dann verblassen, wenn sie sich vom Pulsar weg- und in den Nebel hineinbewegen.

Ursprünglicher Stern

Der Krebsnebel im infraroten Bereich aufgenommen vom Spitzer-Weltraumteleskop.

Der Krebsnebel entstand aus der Supernovaexplosion eines Sterns. Aus theoretischen Modellen von Supernovaexplosionen schließt man, dass der Stern eine Masse zwischen 8 und 12 Sonnenmassen gehabt haben musste. Man vermutet, dass Sterne, die weniger als 8 Sonnenmassen haben, zu klein sind, um in einer Supernova zu explodieren und ihr Leben mit der Erzeugung eines Planetarischen Nebels beenden, während Sterne mit mehr als 12 Sonnenmassen einen Nebel mit einer anderen chemischen Zusammensetzung als der des Krebsnebels bilden.[18]

Ein ungelöstes Problem beim Krebsnebel ist, dass die Masse des Pulsars und des Nebels zusammen kleiner ist als die des ursprünglichen Sterns und man nicht weiß, wo die fehlende Masse verblieben ist.[19] Um die Masse des Nebels abzuschätzen, misst man die Menge des emittierten Lichts und berechnet die Masse bei gegebener Temperatur und Dichte des Nebels. Daraus erhält man ein Intervall von 1–5 Sonnenmassen, während 2–3 Sonnenmassen der am meisten akzeptierte Wert ist.[18] Der Neutronenstern wird auf eine Masse zwischen 1,4 und 2 Sonnenmassen geschätzt.

Eine vorherrschende Theorie besagt, dass die fehlende Masse vom ursprünglichen Stern durch den Sternwind vor der Supernovaexplosion weggetragen wurde. Dies würde jedoch zu einer Hülle um den Krebsnebel führen. Obwohl man nach dieser Hülle in unterschiedlichen Wellenlängen gesucht hatte, wurde bisher keine gefunden.[20]

Transit von Körpern des Sonnensystems

Falschfarbenüberlagerung von Infrarot- (rot) optischen (grün) und Röntgen-aufnahmen (blau) des Krebsnebels Messier 1

Der Krebsnebel ist rund 1,5° von der Ekliptik der Erdbahn um die Sonne entfernt. Das bedeutet, dass der Mond und manchmal auch Planeten diesen Nebel scheinbar am Himmel durchqueren oder streifen können. Die Sonne selbst durchquert den Nebel nicht, dafür aber ihre Korona. Solche Ereignisse helfen, den Nebel und die Objekte vor dem Nebel besser zu erforschen, indem man untersucht, wie sich die Strahlung des Nebels ändert.

Mondtransits wurden verwendet, um die Quellen der Röntgenstrahlen im Nebel zu finden. Bevor man Satelliten wie das Chandra X-Ray Observatory hatte, die die Röntgentrahlung beobachten konnten, hatten Röntgenbeobachtungen meist eine geringe Auflösung. Wenn sich jedoch der Mond vor den Nebel schiebt, kann man die Helligkeitsänderungen des Nebels verwenden, um Karten der Röntgenstrahlenemission des Nebels anzufertigen.[21] Als man das erste Mal Röntgenstrahlen im Krebsnebel beobachtet hatte, wurde der Mond, als er den Nebel am Himmel streifte, verwendet, um die genaue Position der Röntgenstrahlung auszumachen.[11]

Die Sonnenkorona durchquert den Krebsnebel jeden Juni. Durch Veränderungen der Radiowellen des Krebsnebels kann man auf die Dichte und Struktur der Sonnenkorona schließen. Die ersten Beobachtungen offenbarten, dass die Sonnenkorona viel ausgedehnter ist als bis dahin angenommen, spätere Beobachtungen zeigten, dass sie beachtliche Dichteschwankungen aufweist.[22]

Sehr selten durchquert der Saturn den Nebel. Sein Transit im Jahr 2003 war der erste seit 1296, der nächste wird 2267 sein. Mit Hilfe des Chandra X-Ray Observatory wurde der Saturnmond Titan genauer untersucht. Dabei stellte sich heraus, dass auch um Titan Röntgenstrahlung emittiert wurde. Der Grund liegt in der Absorption der Röntgenstrahlung in seiner Atmosphäre. Dadurch erhielt man für die Dicke von Titans Atmosphäre einen Wert von 880 km.[23] Der Saturntransit selbst konnte nicht beobachtet werden, da Chandra zu der Zeit den Van-Allen-Gürtel durchquerte.

Quellen

  1. ↑ R. A. Fesen, R. P. Kirshner: The Crab Nebula. I – Spectrophotometry of the filaments. In: Astrophysical Journal. Band 258, 1982, S. 1–10
  2. ↑ Iosif Shklovskii: On the Nature of the Crab Nebula’s Optical Emission. In: Doklady Akademii Nauk SSSR. 90, 1953, S. 983
  3. ↑ B. J. Burn: A synchrotron model for the continuum spectrum of the Crab Nebula. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 165, 1973, S. 421
  4. ↑ M. F. Bietenholz, P. P. Kronberg, D. E. Hogg und A. S. Wilson: The expansion of the Crab Nebula. In: Astrophysical Journal Letters. Band 373, 1991, S. L59–L62
  5. ↑ V. Trimble: The Distance to the Crab Nebula and NP 0532. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Band 85, 1973, S. 579
  6. ↑ V. Trimble: Motions and Structure of the Filamentary Envelope of the Crab Nebula. In: Astronomical Journal. Band 73, 1968, S. 535
  7. ↑ M. Bejger und P. Haensel: Accelerated expansion of the Crab Nebula and evaluation of its neutron-star parameters. In: Astronomy and Astrophysics. Band 405, 2003, S. 747–751
  8. ↑ R. A. Fesen, J. M. Shull und A. P. Hurford: An Optical Study of the Circumstellar Environment Around the Crab Nebula. In: Astronomical Journal. Band 113, 1997, S. 354–363
  9. ↑ R. Minkowski: The Crab Nebula. In: Astrophysical Journal. Band 96, 1942, S. 199
  10. ↑ J. G. Bolton, G. J. Stanley und O. B. Slee: Positions of three discrete sources of Galactic radio frequency radiation. In: Nature. Band 164, 1949, S. 101
  11. ↑ a b S. Bowyer, E. T. Byram, T. A. Chubb und H. Friedman: Lunar Occulation of X-ray Emission from the Crab Nebula. In: Science. Band 146, 1964, S. 912–917
  12. ↑ R. C. Haymes, D. V. Ellis, G. J. Fishman, J. D. Kurfess und W. H. Tucker: Observation of Gamma Radiation from the Crab Nebula. In: Astrophysical Journal. Band 151, 1968, S. L9
  13. ↑ C. Del Puerto: Pulsars In The Headlines. In: EAS Publications Series. Band 16, 2005, S. 115–119
  14. ↑ M. Bejger and P. Haensel: Moments of inertia for neutron and strange stars. Limits derived for the Crab pulsar. In: Astronomy and Astrophysics. Band 396, 2002, S. 917–921
  15. ↑ F. R. Harnden und F. D. Seward: Einstein observations of the Crab nebula pulsar. In: Astrophysical Journal. Band 283, 1984, S. 279–285
  16. ↑ W. J. Kaufmann: Universe. 4. Auflage, Freeman press, 1996, S. 428
  17. ↑ J. J. Hester, P. A. Scowen, R. Sankrit, F. C. Michel, J. R. Graham, A. Watson und J. S. Gallagher: The Extremely Dynamic Structure of the Inner Crab Nebula. In: Bulletin of the American Astronomical Society. Band 28, 1996, S. 950
  18. ↑ a b K. Davidson und R. A. Fesen: Recent developments concerning the Crab Nebula. In: Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Band 23, 1985, S. 119–146
  19. ↑ R. A. Fesen, J. M. Shull und A. P. Hurford: An Optical Study of the Circumstellar Environment Around the Crab Nebula. In: Astronomical Journal. Band 113, 1997, S. 354–363
  20. ↑ D. A. Frail, N. E. Kassim, T. J. Cornwell und W. M. Goss: Does the Crab Have a Shell?. In: Astrophysical Journal. Band 454, 1995, S. L129–L132
  21. ↑ T. M. Palmieri, F. D. Seward, A. Toor und T. C. van Flandern: Spatial distribution of X-rays in the Crab Nebula. In: Astrophysical Journal. Band 202, 1975, S. 494–497
  22. ↑ W. C. Erickson: The Radio-Wave Scattering Properties of the Solar Corona. In: Astrophysical Journal. Band 139, 1964, S. 1290
  23. ↑ K. Mori, H. Tsunemi, H. Katayama, D. N. Burrows, G. P. Garmire und A. E. Metzger: An X-Ray Measurement of Titan’s Atmospheric Extent from Its Transit of the Crab Nebula. In: Astrophysical Journal. Band 607, 2004, S. 1065–1069. Chandra images used by Mori et al can be viewed here.

Video

siehe auch

Weblinks

Früher am Himmel am höchsten: M 38 | Später am Himmel am höchsten: M 42
Vorgänger im Katalog: M 110 | Nachherfolger im Katalog: M 2

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